1 / 45

Akrecja na masywne czarne dziury

Akrecja na masywne czarne dziury. Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika. Krótka historia narodzin tego zagadnienia. 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068. NGC 1068. Krótka historia narodzin tego zagadnienia. 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

keegan
Download Presentation

Akrecja na masywne czarne dziury

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Akrecja na masywne czarne dziury Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika

  2. Krótka historia narodzin tego zagadnienia • 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

  3. NGC 1068

  4. Krótka historia narodzin tego zagadnienia • 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068 • 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta

  5. NGC 4151 Seyfert zbadał sześć galaktyk spiralnych: NGC 1068, NGC 1275, NGC 3516, NGC 4051, NGC 4151, NGC 7469

  6. NGC 4151

  7. Krótka historia narodzin tego zagadnienia • 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068 • 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta • 1946 Hey, Parsons and Phillips – radioźródło Cyg A • 1951 Baade – identyfikacja Cyg A z galaktyką

  8. Cygnus

  9. Cygnus A

  10. Krótka historia narodzin tego zagadnienia • 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068 • 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta • 1946 Hey, Parsons and Phillips – radioźródło Cyg A • 1951 Baade – identyfikacja Cyg A z galaktyką • 1960 Sandage - identyfikacja 3C 48 z punktowym zmiennym źródłem optycznym o bardzo szerokich liniach emisyjnych (kwazar) • 1963 Schmidt – pomiar przesunięcia ku czerwieni dla 3C 273 (z=0.158) i oszacowania rozmiaru i jasności składnika punktowego • Jasność obiektu (źródła punktowego) przewyższała znacznie jasności typowych galaktyk, a rozmiar (oceniony ze zmienności) był rzędu rozmiaru Układu Słonecznego; emisja niegwiazdowa

  11. 3C 273 - dżet Radio Optyka Rentgeny

  12. 3C 273 – galaktyka macierzysta

  13. Krótka historia narodzin tego zagadnienia • 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068 • 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta • 1946 Hey, Parsons and Phillips – radioźródło Cyg A • 1951 Baade – identyfikacja Cyg A z galaktyką • 1960 Sandage - identyfikacja 3C 48 z punktowym zmiennym źródłem optycznym o bardzo szerokich liniach emisyjnych (kwazar) • 1963 Schmidt – pomiar przesunięcia ku czerwieni dla 3C 273 (z=0.158) i oszacowania rozmiaru i jasności obiektu • 1964 Salpeter oraz Zeldovich – akrecja na masywną czarną dziurę

  14. Występowanie masywnych czarnych dziur • centrum naszej Galaktyki – Sgr A*

  15. Sgr A*

  16. Występowanie masywnych czarnych dziur • centrum naszej Galaktyki – Sgr A* • MBH~ 3 ×106 Ms • bliskie galaktyki słabo aktywne MBH~ 106 - 3 ×108 Ms

  17. M31 Mapa obszarów centralnych M31 (Bender i in. 2005), rozmiar 2.5”. Centralne jądro P3 zawiera czarną dziurę o masie 1.4 ×108 Ms.

  18. Występowanie masywnych czarnych dziur • centrum naszej Galaktyki – Sgr A* • MBH~ 3 ×106 Ms • bliskie galaktyki słabo aktywne MBH~ 106 - 3 ×109 Ms • bliskie galaktyki aktywne MBH~ 106 - 3 ×109 Ms

  19. NGC 4258 Maser wodny MBH~ 3.9 ×107 Ms (Greenhill et al.. 1995)

  20. Występowanie masywnych czarnych dziur • centrum naszej Galaktyki – Sgr A* • MBH~ 3 ×106 Ms • bliskie galaktyki słabo aktywne MBH~ 106 - 3 ×108 Ms • bliskie galaktyki aktywne MBH~ 106 - 3 ×108 Ms • odległe kwazary MBH~ 108 - 1010 Ms • dyskutowane istnienie pośrednich mas 104 – 106 Ms • Wydaje się, że wszystkie galaktyki (regularne? O dużej jasności powierzchniowej ?) zawierają czarne dziury.

  21. Relacja: masa czarnej dziury – masa zgrubienia centralnego Relacja dla pobliskich galaktyk wg. ostatnich pomiarów Hoering i Rix (2004). QSO z SDSS? Aktywne galaktyki o pośrednich masach 104 – 106 Ms?

  22. Występowanie masywnych czarnych dziur • centrum naszej Galaktyki – Sgr A* • MBH~ 3 ×106 Ms • bliskie galaktyki słabo aktywne MBH~ 106 - 3 ×108 Ms • bliskie galaktyki aktywne MBH~ 106 - 3 ×108 Ms • odległe kwazary MBH~ 108 - 1010 Ms • Wydaje się, że wszystkie galaktyki (regularne? O dużej jasności powierzchniowej ?) zawierają czarne dziury. • Powstawanie centralnej czarnej dziury jest ważnym elementem ewolucji galaktyki jako całości. Co było pierwsze?

  23. Co świeci? Tego bezpośrednio nie widać… Typowe osiągane zdolności rozdzielcze: Typ Masa Odległość 1”[cm] 1”[RSchw] GBH 10 10 kpc 1017 3x1011 Milky Way 2.6x106 10 kpc 1017 106 MBH 107 50 Mpc 5x1020 109 MBH 109 1 Gpc 1022 2x109 Specjalne techniki (VLBI, fotometria plamkowa) pozwalają osiągnąć wyniki lepsze o parę rzędów wielkości, ale to wciąż za mało. Obszar w bezpośredniej bliskości czarnej dziury można jednak badać pośrednio poprzez analizę widma promieniowania, także w zależności od czasu.

  24. Obserwacje widm promieniowania SUZAKU CHANDRA SDSS

  25. Paradoks problemu akrecji Skąd pochodzi energia świecenia? Z akrecji ! Co widać? Wypływ…

  26. Paradoks problemu akrecji Wykrycie wpływania? Analiza falkowa Cyg X-1, Lachowicz i Czerny 2005

  27. Mody akrecji Parametry: Tempo akrecji Moment pędu Kąt obserwacji Istotne procesy: Chłodzenie radiacyjne, adwekcja Transport momentu pędu (lepkość)

  28. Prosty wniosek z analizy ruchu cząstek próbnych… AKRECJA SFERYCZNA AKRECJA DYSKOWA η≈ 0 η≈ 0.057 – 0.42

  29. Akrecja z dużym momentem pędu • 1969 Lynden-Bell postuluje akrecję dyskową w kwazarach • 1973 Shakura i Sunyaev wprowadzają lepkość α i podają równania struktury dysku keplerowskiego • 1974 Novikov i Thorne – efekty OTW • Strumień promieniowania z chłodnego dysku jest nizależny od mechanizmu lepkości · 3GMM F(r) = (1-z(r)) r3 • Temperatura efektywna dysku jest z kolei dana jako F(r) =σTeff4

  30. Zastosowanie modelu do jasnych kwazarów • -Doskonałe dopasowanie widma ze standardowego modelu dysku dla λ >1000 A • efekt krystalicznych pyłków grafitowych dla λ < 1000 A • Podobny wynik dla niebieskich QSO z SDSS (Czerny i in. 2004) Francis et al. (1991) spectrum fitted by Koratkar & Blaes (1999)

  31. Model widma kwazara PG1211+143 Pierwszy fizyczny model widma promieniowania kwazara odtwarzający szerokopasmowe obserwacje (Czerny & Elvis 1987) Mechanizmy emisji: ciało czarne (dysk), komptonizacja (korona). IR: pył, synchrotronow ?

  32. Prawdopodobna geometria przepływu akrecyjnego Duże L/LEdd – dysk przybliża się do czarnej dziury, widma zdominowane przez emisję dyskową Małe L/LEdd – dysk odsuwa się (odparowuje), widma zdominowane przez emisję optycznie cienkiej plazmy Dokładne rozmieszczenie gorącej plazmy nie jest znane

  33. Co się dzieje z linią żelaza Kα? Powstawanie linii żelaza w wyniku oświetlania dysku przez promieniowanie X Spodziewany profil linii żelaza w obserwacjach rentgenowskich

  34. Przykładowy profil linii K Poszerzona relatywistycznie linia Kα żelaza w galaktyce Seyferta typu 1, MCG-6-30-15 (XMM, Fabian i in. 2002)

  35. Linie emisyjne w miękkich X Ton 180 Różańska et al. Rin = 6 Rschw (fixed) Rout = 1000 Rschw (fixed) q = 3 (fixed) i = 30 deg (fixed) Si XI 14+/-3 eV O VII 10+/- 5 eV Fe XVII 23+/-7 eV Pierwsze, godne zaufania odkrycie szerokich linii emisyjnych innych niż Ka (galaktyka Ton S180, Różańska i in. 2004)

  36. Reprocesowaniepromieniowaniaoptycznie cienkiej plazmy przez dysk Zaawansowane modele tego reprocesowania uwzględniają strukturę dysku w równowadze hydrostatycznej, komptonizację, grzanie/chodzenie,procesy atomowe Różańska et al.. (2002). Lokalne widmo dysku otrzymane z użyciem kodu Titan/Noar autorstwa Dumont, Abrassart & Collin (2000).

  37. Zmienność rentgenowska Krzywa blasku MCG -6-15-30 (Ponti i in. 2004)

  38. Liczne rozbłyski: metoda Obraz Słońca w promieniach X widziany przez satelitę SOHO Stochastycznie generujemy liczne rozbłyski ponad dyskiem, które oświatlają powierzchnię dysku. Dysk (keplerowski) rotuje.

  39. Liczne rozbłyski: średnie widmo B. Czerny, R. Goosman, M. Mouchet, A.-M. Dumont, M. Dovciak, V. Karas, A. Rozanska, G. Ponti (2005) Średnie widmo MCG -6-30-15 w zakresie rentgenowskim z modelu

  40. Liczne rozbłyski: rms Przykladowe wyniki dla skal Tobs=1000 s, pp (po lewej) i Tobs=6148 s, zwykla zmienność, dla różnych rozkladów flar.

  41. L/LEdd < 0.1 • Mechanizm rozerwania dysku: parowanie • (Meyer i Meyer-Hoffmeister 1994 dla CV, Różańska i Czerny (2000) dla AGN • Argumenty za rozerwaniem dysku: • wąskie linie Kα w licznych galaktykach Seyferta • podwójne profile linii Hß w niektórych radiogalaktykach i kwazarach z SDSS, podwójne profile części zmiennej w niektórych galaktykach Seyferta • korelacja pomiędzy αo-x a jasnością i szacowanym L/LEdd

  42. L/LEdd < 10-4 Zastosowanie: Sgr A*, galaktyki eliptyczne, LINERS i inne słabo aktywne galaktyki Brak optycznie grubego dysku Oceny tempa akrecji – emisja rentgenowska, rotacja Faradaya Oceny momentu pędu Mechanizmy świecenia – emisja synchrotronowa, promieniowanie hamowania, efekt Comptona; akrecja mało efektywna (poprzez jakąś formę RIAF)

  43. Przykład modelowania – akrecja sferyczna Mościbrodzka (2005); wpływ pola magnetycznego

  44. Przykład modelowania – akrecja sferyczna Mościbrodzka (2005); wpływ bezpośredniego grzania elektronów. Efektywność akrecji rzędu 10-5 lub mniej (dla małego δ)

  45. W precyzyjnym opisie przeszkadza dodatkowo kilka efektów: Aby dokładnie opisać widmo promieniowania z bezpośrednich okolic czarnej dziury trzeba uwzględniać efekty związane z obecnością dodatkowej materii na linii widzenia: • Ekstynkcja w naszej Galaktyce (głównie pył w ośrodku międzygwiazdowym) • Standardowa ekstynkcja w galaktyce macierzystej • Ekstynkcja w materii okalającej czarną dziurę • Nakładanie się światła gwiazd Zmienność emisji nieco pomaga

More Related